نجم متغير طويل الدور

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

هذه نسخة قديمة من هذه الصفحة، وقام بتعديلها Aws Al-mimari (نقاش | مساهمات) في 20:00، 10 أغسطس 2020 (إضافة المقال). العنوان الحالي (URL) هو وصلة دائمة لهذه النسخة، وقد تختلف اختلافًا كبيرًا عن النسخة الحالية.

(فرق) → نسخة أقدم | نسخة حالية (فرق) | نسخة أحدث ← (فرق)
الصورة تبين المراحل المختلفة من فترة تغير نجم "اس اوريونسيس [الإنجليزية]" الأحمر، النقاط الخضراء والحمراء هي إنبعاثات الأشعة الراديوية والميزر التي تحصل أثناء التغير.

نجم متغير طويل الفترة (بالإنجليزية: Long-period variable star)‏ إختصاراً "LPV"، مصطلح يستخدم لوصف مجموعة من النجوم المتغيرة ذات تَقلب (نبض) بطيء في سطوعها.

انواع التغيرات

مخططات تبين تغير الإضاءة في أربعة نجوم متغيرة من نوع ميرا في مجرة قنطورس A.

تعريف النجوم المتغيرة طويلة الفترة غير موجود في الفهرس العام للنجوم المتغيرة [الإنجليزية]، بالرغم من أنه يصف متغيرات ميرا بأنها متغيرات طويلة الفترة،[1] تم إستخدام هذا المصطلح أول مرة في القرن التاسع-عشر، قبل إستحداث التصنيفات الدقيقة للنجوم المتغيرة للإشارة إلى مجموعة نجوم معروفة بفترة تغير تصل إلى عدة مئات من الأيام بشكل أساسي،[2] وفي منتصف القرن العشرين تم تسمية النجوم طويلة الفترة بالنجوم العملاقة الباردة.[3]

بعد تحديد العلاقة بين متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة بالإضافة إلى النجوم الخافقة الأخرى تم إستخدام المصطلح بشكل عام لوصف النجوم الخافقة (1) الأبرد بالإضافة الى جميع متغيرات ميرا تقريباً، بينما تم إعتبار المتغيرات شبه المنتظمة على أنها تقع بين المتغيرات طويلة الفترة والمتغيرات القيفاوية.[4][5]

بعد نشر الفهرس العام للنجوم المتغيرة [الإنجليزية]، تم إعتبار كل من متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة وخصوصاً التي من نوع (SRa) على أنها متغيرات طويلة الفترة.[6][7]

وعلى نطاق أوسع، تصنيف (LPVs) شمل: متغيرات ميرا، والمتغيرات شبه المنتظمة، والمتغيرات البطيئة غير المنتظمة، بالإضافة إلى "عمالقة OGLE الحمراء ذات السعة الصغيرة" أو إختصاراً (OSARGs) والتي تتضمن كل من نجوم العمالقة والعمالقة الضخمة.[8] بالرغم من أن نجوم OSARGs لا يتم التعامل معها على أنها نجوم متغيرة طويلة الفترة[9] ويستمر الكثير من المؤلفين بإستخدام مصطلح "نجوم متغيرة طويلة الفترة" للإشارة إلى متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة، أو فقط للإشارة إلى متغيرات ميرا.[10]

بينما تصنف الجمعية الأمريكية لمراصد النجوم المتغيرة [الإنجليزية] كل من متغيرات (ميرا، ،نجوم-L، ومتغيرات آرفي تاوري [الإنجليزية] أيضاً؛وهي نوع آخر من النجوم الباردة بطيئة التغير)، هذا التصنيف يشمل النجوم من نوع SRc، وLc والتي هي عادة تتضمن نجوم عمالقة ضخمة شبه منتظمة وغير منتظمة التغير.

في الوقت الحالي تركز بحوث النجوم المتغيرة طويلة الفترة على النجوم من فرع العملاق المقارب AGB والعمالقة الحمراء الضخمة، وأكثرها نجوم OSARGs بالإضافة إلى العمالقة الحمراء.[8][11]

الخصائص

يمكن أن تكون المتغيرات طويلة الفترة عمالقة خافقة باردة، أو عمالقة ضخمة أو نجوم متغيرة بفترة تغير تتراوح من عدة مئات من الأيام (أو عدة أيام كما في نجوم OSARGs) وحتى أكثر من ألف يوم، كما توجد حالات يكون التغير فيها بطيء جداً لدرجة يصعب معها تشخيصه وتقدير فترة التغير بل من غير الموثوق إذا ما كان هذا التغير دوري أم لا.[8]

التصنيف الطيفي لنجوم المتغيرات طويلة الفترة يمتد من المرتبة F، وبإتجاه اللون الأحمر إلا أن معضمها يكون من المرتبة الطيفية M أو S أو C، والكثير من النجوم التي تبدو أكثر إحمراراً مثل نجوم Y CVn [الإنجليزية] وV Aql [الإنجليزية] وVX Sgr هي نجوم متغيرة طويلة الفترة. أغلب النجوم المتغيرة طويلة الفترة وبضمنها كافة متغيرات ميرا، هي من نجوم فرع العملاق المقارب الخافقة حرارياً، لمعان هذا النوع من النجوم أعلى من لمعان الشمس بعدة ألآف، بينما بعض النجوم المتغيرة شبه المنتظمة والغير منتظمة هي نجوم عمالقة أقل لمعاناً، وما تبقى هي من نجوم العمالقة الضخمة الأكثر لمعاناً ومنها أكبر النجوم المعروفة كنجم VY CMa.

الفترات الثانوية الطويلة

أحيانا يظهر ما بين ربع ونصف فترة التغير لنجوم المتغيرات الطويلة تغيرات أخرى بطيئة بسعة تغير حتى قدر واحد عند الأطوال الموجية المرئية، ويتكرر كل 10 أضعاف فترة التغير الأساسية تقريباً، يسمى هذا التغير "الفترات الثانوية الطويلة؛Long secondary periods"، ولايزال سبب حصول هذا التغير غير معروف هل هو تداخل لنظام ثنائي أو تكوين سحب غبارية، بسبب الدوران، أو "التذبذبات غير القطرية؛non-radial oscillations" كل هذه أسباب محتملة لتفسير هذا التغير الثانوي لكن الصعوبة تكمن في كيفية رصدها وتشخيصها.[12]

أنماط النبض

غالباً متغيرات ميرا تكون كمذبذبات بالنمط الأساسي [الإنجليزية]، بينما المتغيرات شبه المنتظمة وغير المنتظمة، تُظهر نبض كنجوم من الفرع المقارب أي تنبض نمط توافقي [الإنجليزية] أول أو ثاني أو ثالث، بينما أغلب المتغيرات طويلة الفترة الأقل إنتظاماً تنبض بأكثر من نمط واحد.[13]

وكأحد التفسيرات المحتملة للتغيرات الثانوية طويلة الفترة والتي لا يمكن أن تنشأ من النبض بالنمط الأساسي أو توافقياته، هو أنها تتغير وفق نمط نبضي آخر غريب.[12]

هوامش

1: تم إستخدام كلمة "الخافقة" بدلاً عن "النابضة" كترجمة لكلمة (pulsation) لتجنب حصول إلتباس بين النجم المتغير سطوعه بشكل نبضي، والنجوم النابضة (البولسار).

طالع أيضاً

المراجع

  1. ^ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2009-01). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)". VizieR Online Data Catalog (بالإنجليزية): B/gcvs. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  2. ^ Parkhurst, Henry Martyn; Pickering, Edward Charles (1893). "Observations of variable stars". Annals of Harvard College Observatory (بالإنجليزية). 29 (4): 89–170.
  3. ^ Merrill, Paul W. (1936). "Long-period variable stars and the stellar system". Popular Astronomy (بالإنجليزية). 44: 62. ISSN:0197-7482.
  4. ^ Rosino, L. (1951-01). "The Spectra of Variables of the RV Tauri and Yellow Semiregular Types". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 113: 60. DOI:10.1086/145377. ISSN:0004-637X. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  5. ^ Smak, Józef I. (1966). "The Long-Period Variable Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (بالإنجليزية). 4: 19. DOI:10.1146/annurev.aa.04.090166.000315. ISSN:0066-4146.
  6. ^ Merrill, Paul W. (1960-03). "Periods and Lights-Ranges of Long-Period Variable Stars". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 131: 385. DOI:10.1086/146841. ISSN:0004-637X. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  7. ^ Harrington, J. Patrick (1965-10). "Variations in the maxima of long-period variables". The Astronomical Journal (بالإنجليزية). 70: 569. DOI:10.1086/109783. ISSN:0004-6256. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  8. ^ أ ب ت Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2009-09). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica (بالإنجليزية). 59 (3): 239–253. ISSN:0001-5237. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  9. ^ Takayama, Masaki; Saio, Hideyuki; Ita, Yoshifusa (2013-06). "On the pulsation modes of OGLE small amplitude red giant variables in the LMC". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 431 (4): 3189–3195. DOI:10.1093/mnras/stt398. ISSN:0035-8711. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  10. ^ Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. (1999-06). "Surface imaging of long-period variable stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 306 (2): 353–360. DOI:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x. ISSN:0035-8711. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  11. ^ "Tools For Observers | aavso.org". www.aavso.org. اطلع عليه بتاريخ 2020-08-10.
  12. ^ أ ب Nicholls, C. P.; Wood, P. R.; Cioni, M.-R. L.; Soszyński, I. (2009-11). "Long Secondary Periods in variable red giants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 399 (4): 2063–2078. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x. ISSN:0035-8711. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
  13. ^ Wood, P. R. (2000/ed). "Variable Red Giants in the LMC: Pulsating Stars and Binaries?". Publications of the Astronomical Society of Australia (بالإنجليزية). 17 (1): 18–21. DOI:10.1071/AS00018. ISSN:1323-3580. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (help)
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=نجم_متغير_طويل_الدور&oldid=49696548»